Y, de nuestro Sol ¿Qué sabemos?

Las reacciones de fusión son curiosamente escalonadas. . La reacción protón-protón empieza con el choque, en lo profundo del Sol, de dos protones que tienen la suficiente velocidad y buena suerte como para penetrar en la barrera de Coulomb. Si la colisión logra transformar uno de los protones en un neutrón -otro suceso bastante improbable, que requiere una interacción de fuerza débil llamada desintegración beta-, el resultado será un núcleo de hidrógeno pesado. La interacción libera un neutrino, que escapa del Sol, y un positrón que se sumerje en el gas circundante y de este modo ayuda a calentar el Sol. El protón medio del centro del Sol debe esperar más de treinta millones de años antes de tener la oportunidad de experimentar esta breve fiesta.

Pero el paso siguiente llega rápidamente. A los pocos segundos, el núcleo de hidrógeno pesado atrapa otro protón, transformandose en Helio 3 y liberando un fotón que aporta más energía al gas circundante. Los núcleos  de Helio 3 son raros, por lo que la mayoría deben esperar algunos millones de años más para encontrar un segundo núcleo de Helio 3. Entonces, los dos núcleos pueden fusionarse, formando un núcleo de helio estable y dos protones, que a su vez quedan libres para incorporarse al baile.

El resultado ha sido liberar energía: el helio que es el producto final pesa seis décimas del 1 por 100 menos que las partículas que intervinieron en la reacción. Esta masa se ha convertido en energía, en forma de cuantos que lentamente se abren paso hasta la superficie, tropezando con átomos y siendo absorbidos y reemitidos en su marcha, hasta que siglos más tarde finalmente irrumpen en el espacio, donde son liberados en forma de luz solar. Sin embargo, es justo reconocer que, la reacción protón-protón tiene ramificaciones que no se conocen aún completamente -las mediciones de corrientes de neutrinos sobre la Tierra hasta ahora sólo han dado un tercio de la que cabía esperar- y el ciclo del Carbono es más complicado aún.

Aunque sólo una cinco mil millonésima de la luz solar llega a la Tierra, ha sido suficiente para dar a esta calor y vida, así como bípedos bastante listos para calcular al detalle su deuda con el Sol.

Disponiendo ahora de la Física básica de la fusión solar, se ha hecho posible reelaborar las estimaciones de Kelvin sobre la edad del Sol. Se puede determinar la masa del Sol, y muy exactamente, a partir de las leyes de Newton y de la velocidad orbital de los planetas. El resultado es 1,989 x 10³³ gramos, el equivalente a 300.000 Tierras. Según revela el espectrógrafo, la composición del Sol, al menos en la superficie, es principalmente Hidrógeno y Helio. Conociendo, por consiguiente,  la masa, el volumen y la composición aproximadas del Sol, podemos conocer las condiciones que prevalecen en su centro, donde se producen los procesos termonucleares.

Esta imagen de arriba que nos habla de la actividad solar, es posible gracias a los complejos procesos que se prodfucen en su interior y que son reflejados en la superficie.  En el Centro Solar con una temperatura de 15 millones de grados y donde está presente una densidad similar a doce veces la del plomo (aunque el calor mantiene el denso material en estado gaseoso, no sólido), y que la tasa de reacción de la fusión es de tal magnitud que unos 4,5 millones de toneladas de hidrógeno se fusionan para formar helio dentro del Sol en cada segundo.

Dado que el Sol contiene una cantidad finita de hidrógeno y conociendo la tasa a la que éste se consume, se ha podido calcular de manera muy exacta, en cuanto tiempo podemos estimar la vida del Sol que, finalmente, ha resultado ser de 10.000 millones de años. Puesto que la datación radiométrica de los asteroides y la Tierra da al Sistema Solar una edad de poco menos de 5.000 millones de años, concluimos que el Sol está ahora en la mitad de su vida, le quedan otros 5.000 millones de años de combustión de hidrógeno por delante.

           Suerte tenemos los habitantes de la Tierra de tener ese faro luminoso que nos envía la luz y el calor necesario para la vida.

De la misma manera, podemos calcular los plazos de vida de otras estrellas. La tasa de fusión aumenta según la cuarta potencia de la masa; por consiguiente, las estrellas enanas duran muchio más que las gigantes. Las estrellas menos masivas tienen el 1 por 100 de la masa del Sol (si tuviera mucho menos, no podrían generar suficiente calor interior para que se produjese la fusión y serían entonces planetas). Estas pequeñas enanas,  ocupan el tercio inferior del Diagrama de Hertzsprung-Russell, queman su combustible de hidrñógeno con tanta prudencia que pueden durar juchísimos miles de millones de años…hasta un billón o quizás más.

                                                                                         La Zona habitable HZ, alrededor de una estrella enana

En el otro extremo de la escala, en la cima del diagrama, están las estrellas gigantes, que tienen hasta sesenta veces, o más, la masa del Sol y que, de ninguna manera podrá sobrepasar ese topo de las 120 masas solares, ya que, de ser así, estallarían apenas comenzar sus propias reacciones, la misma radiación que emitiría sería la causante de su destrucción. Estas enormes estrellas derrochan el combustible pródigamente y se quedan sin hidrógeno casi inmedaitamente: Una estrella diez veces más masiva que el Sol dura menos de cien millones de años.

Veremos que el Sol, nuestro Sol, casi no se puede ver junto a estas gigantes. La imagen a escala nos muestra al Sol como un puntito blanco casi imperceptible mientras que Rigel y Aldebarán nos muestran una buena vista y, las Gigantes Betelgeuse y Antares son casi un insulto para la comprensión.

Todas estas consideraciones que aquí estamos relatando enriquecieron y estimularon lo que podría llamarse la Ecología de la Vía Láctea. Revelaba que las estrellas más espectaculares de la Galaxia, las gigantescas estrellas blancoazuladas O y B, son también las que tienen más corta vida. Las giganttes típicas arden sólo de dies millones a cien millones de años, y algunas no duran más de un millón de años. Esto significa que las brillantes estrellas gigantes que dibujan los brazos espirales, según los patrones de medida galácticos, son flores de un día.

Muchas veces hemos contado aquí como mueren las estrellas y, desde luego, dependiendo de sus masas, lo haran de una u otra manera y, el resultado final será acorde a la cantidad de materia que la estrella pueda tener: Enana Blanca, Estrella de Neutrones, Afgujero Negro, y, posiblemente, entre las de Neutrones y el Agujero Negro, pudieran estar las Estrellas de Quarks (aún no localizadas).

El Diagrama de Hertzsprung-Russel del cúmulo de las Pléyades, por ejemplo, presenta casi enteramente estrellas de la serie principal. Esto nos dice que las Pléyades son un cúmulo joven, en el que no ha pasado bastante tiempo para que ni siquiera las estrellas gigantes se haya consumido y pasado a la etapa gigante roja. Este cúmulo tiene menos de 100 millones de años.

El Cúmulo Globular M3 presenta un diagrama de aspecto enormemente diferente. Aquí la mayoría de las estrellas están en la fase terminal y en la vía de convertirse en enanas. Está a la distancia de 30.000 años-luz, la edad de este cúmulo es de unos 14.000 millones de años, casi la edad del Universo.

Casi inmediatamente después de que las estrellas gigantes agotan su combustible, se hacen inestables y estallan como supernovas, inundando el paisaje de una ardiente luz blanca…

En nuestra escala de tiempo comprimida, donde cada hora equivale a mil millones de años, todas estas espectaculares estrellas mjueren en los primeros diez minutos. Es posible que su explosión pueda sacudir el gas remanente en el cúmulo haciendo que se contraiga y forme nuevas estrellas, pero todas las estrellas gigantes producidas de este modo también se consumiran silenciosamente, de manera que los fuegos artificiales han terminado en el momento en que nos disponemos a contemplar el espectáculo.

Pasados muchos años, estos son los remanentes que nos quedan de esas explosiones de estrellas masivas. Filamentos de plasma y química compleja-biológica que llevan consigo materiales pesados. Ahí pueden estar presentes el oro y el platino y materiales como el Uranio.

Claro que, de las explosiones de estrellas masivas nacen las hermosas Nebulosas que proporcionan el material para el nacimiento de nuevas estrellas de segunda generación, más complejas que sus antecesoras. Se cree que, las Galaxias espitales luchan contra la Entropía mediante este sistema de explosiones supernovas que, proporcionan las elementos necesarios para regenerar las galaxias con estrellas nuevas. Todo muere para que todo viva.

Mucho, muchísimo más es lo que podríamos estar hablando de las estrellas del cielo que, como he dicho muchas veces, son mucho más que simples puntitos brillantes que titilan como queriendo hacer un guiño que nos dice: “estais ahí gracias a nuestra luz y nuestro calor”. “No olvideis que el material del que estais hecho lo fabricamos aquí arriba, en nuestros hornos nucleares”.

Y, efectivamente así es resulta ser. En el Big Bang se fabricó el Hidrógeno, Helio y Litio. En las estrellas de la Secuencia Principal el Carbono, Nitrógeno y Oxígeno, y, tenemos que llegar hasta la fase de las estrellas moribundas para comprobarm como éstas, en su agonía producen el Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Niquel, Cobre, Cinc y sigue la secuencia hasta que, en el proceso hasta la muerte de la estrella, se produce el Uranio, el elemento 92 de la Tabla Periódica.

Esta estrella mediana de la clase GV2, amarilla y situada en la secuencia principal, ha tenido la suerte de tener una familia de planetas de diverso pelaje, algunos, a su vez, poseeen una extensa familia de la que, algunos de sus miembros han llegado a contarnos sus posibilidades para que sentimos por ellos una geran curisidad, y, uno de los Plnanetas, La Tierra, al estar situada en la Zona Habitable, ha generado en ella la posibilidad del surgir de la vida, y, después de algunos miles de millones de años de evolución, unos seres inteligentes tratan de saber, sobre los misterios del Universo y sobre las transiciones que hiceron posible su presencia aquí. Sí, sabemos que al formar parte de ese todo universal, somos una de las partes a estudiar y, tal probelma, implica que la complejidad de lo que pretendemos saber es más grande de lo que en un principio se pensaba, ya que, llegar a saber sobre nosotros…No es ninguna triviliadad, la complejidad que ello implica nos dará muchos quebraderos de cabeza y, si alguna vez conseguimos saber quiénes somos y hacia donde vamos…Se habrá logrado la mayor proeza de la Historia del Universo…Bueno, aunque existan otros como nosotros (que existirán), su principal problema como el nuestro, será saber quiénes son.

¿Lo sabremos algún día?

emilio silvera

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